Эволюция вселенной
Другие рефераты
Введение
Процесс эволюции Вселенной происходит очень медленно. Ведь Вселенная во
много раз старше астрономии и вообще человеческой культуры. Зарождение и
эволюция жизни на земле является лишь ничтожным звеном в эволюции
Вселенной. И всё же исследования проведенные в нашем веке, приоткрыли
занавес, закрывающий от нас далекое прошлое.
Современные астрономические наблюдения свидетельствуют о том, что началом
Вселенной, приблизительно десять миллиардов лет назад, был гигантский
огненный шар, раскаленный и плотный. Его состав весьма прост. Этот огненный
шар был на столько раскален, что состоял лишь из свободных элементарных
частиц, которые стремительно двигались, сталкиваясь друг с другом.
На протяжении десяти миллиардов лет после “большого взрыва” простейшее
бесформенное вещество постепенно превращалось в атомы, молекулы, кристаллы,
породы, планеты. Рождались звезды, системы, состоящие из огромного
количества элементарных частиц с весьма простой организацией. На некоторых
планетах могли возникнуть формы жизни.
[pic]
Начало Вселенной
Вселенная постоянно расширяется. Тот момент с которого Вселенная начала
расширятся, принято считать ее началом. Тогда началась первая и полная
драматизма эра в истории вселенной, ее называют “большим взрывом” или
английским термином Big Bang.
Под расширением Вселенной подразумевается такой процесс, когда то же
самое количество элементарных частиц и фотонов занимают постоянно
возрастающий объём. Средняя плотность Вселенной в результате расширения
постепенно понижается. Из этого следует, что в прошлом Плотность Вселенной
была больше, чем в настоящее время. Можно предположить, что в глубокой
древности (примерно десять миллиардов лет назад) плотность Вселенной была
очень большой. Кроме того высокой должна была быть и температура, настолько
высокой, что плотность излучения превышала плотность вещества. Иначе говоря
энергия всех фотонов содержащихся в 1 куб. см была больше суммы общей
энергии частиц, содержащихся в 1 куб. см. На самом раннем этапе, в первые
мгновения “большого взрыва” вся материя была сильно раскаленной и густой
смесью частиц, античастиц и высокоэнергичных гамма-фотонов. Частицы при
столкновении с соответствующими античастицами аннигилировали, но
возникающие гамма-фотоны моментально материализовались в частицы и
античастицы.
Подробный анализ показывает, что температура вещества Т понижалась во
времени в соответствии с простым соотношением :
T = 1010 K .
Ц t
Зависимость температуры Т от времени t дает нам возможность определить,
что например, в момент, когда возраст вселенной исчислялся всего одной
десятитысячной секунды, её температура представляла один биллион
Кельвинов.
Температура раскаленной плотной материи на начальном этапе Вселенной со
временем понижалась, что и отражается в соотношении. Это значит, что
понижалась средняя кинетическая энергия частиц kT . Согласно соотношению
hn=kT понижалась и энергия фотонов. Это возможно лишь в том случае, если
уменьшится их частота n. Понижение энергии фотонов во времени имело для
возникновения частиц и античастиц путем материализации важные последствия.
Для того чтобы фотон превратился (материализовался) в частицу и античастицу
с массой mo и энергией покоя moc2, ему необходимо обладать энергией 2moc2
или большей. Эта зависимость выражается так :
hn >=2moc2
Со временем энергия фотонов понижалась, и как только она упала ниже
произведения энергии частицы и античастицы (2moc2), фотоны уже не способны
были обеспечить возникновение частиц и античастиц с массой mo. Так,
например, фотон, обладающий энергией меньшей, чем 2.938 Мэв = 938 Мэв, не
способен материализоваться в протон и антипротон, потому что энергия покоя
протона равна 938 мэв.
В предыдущем соотношении можно заменить энергию фотонов hn кинетической
энергией частиц kT ,
kT >= 2 moc2
то есть
T >= 2 moc2 .
k
Знак неравенства означает следующее: частицы и соответствующие им
античастицы возникали при материализации в раскаленном веществе до тех пор,
пока температура вещества T не упала ниже значения.
2 moc2
k
На начальном этапе расширения Вселенной из фотонов рождались частицы и
античастицы. Этот процесс постоянно ослабевал, что привело к вымиранию
частиц и античастиц. Поскольку аннигиляция может происходить при любой
температуре, постоянно осуществляется процесс частица + античастица Ю 2
гамма-фотона при условии соприкосновения вещества с антивеществом. Процесс
материализации гамма-фотон Ю частица + античастица мог протекать лишь при
достаточно высокой температуре. Согласно тому, как материализация в
результате понижающейся температуры раскаленного вещества приостановилась.
Эволюцию Вселенной принято разделять на четыре эры : адронную, лептонную,
фотонную и звездную.
а) Адронная эра. При очень высоких температурах и плотности в самом
начале существования Вселенной материя состояла из элементарных частиц.
Вещество на самом раннем этапе состояло прежде всего из адронов, и поэтому
ранняя эра эволюции Вселенной называется адронной, несмотря на то, что в то
время существовали и лептоны.
Через миллионную долю секунды с момента рождения Вселенной, температура
T упала на 10 биллионов Кельвинов(1013K). Средняя кинетическая энергия
частиц kT и фотонов hn составляла около миллиарда эв (103 Мэв), что
соответствует энергии покоя барионов. В первую миллионную долю секунды
эволюции Вселенной происходила материализация всех барионов неограниченно,
так же, как и аннигиляция. Но по прошествии этого времени материализация
барионов прекратилась, так как при температуре ниже 1013 K фотоны не
обладали уже достаточной энергией для ее осуществления. Процесс аннигиляции
барионов и антибарионов продолжался до тех пор, пока давление излучения не
отделило вещество от антивещества. Нестабильные гипероны (самые тяжелые из
барионов) в процессе самопроизвольного распада превратились в самые легкие
из барионов (протоны и нейтроны). Так во вселенной исчезла самая большая
группа барионов - гипероны. Нейтроны могли дальше распадаться в протоны,
которые далее не распадались, иначе бы нарушился закон сохранения
барионного заряда. Распад гиперонов происходил на этапе с 10-6 до 10-4
секунды.
К моменту, когда возраст Вселенной достиг одной десятитысячной секунды
(10-4 с.), температура ее понизилась до 1012 K, а энергия частиц и фотонов
представляла лишь 100 Мэв. Ее не хватало уже для возникновения самых легких
адронов - пионов. Пионы, существовавшие ранее, распадались, а новые не
могли возникнуть. Это означает, что к тому моменту, когда возраст Вселенной
достиг 10-4 с., в ней исчезли все мезоны. На этом и кончается адронная эра,
потому что пионы являются не только самыми легкими мезонами, но и
легчайшими адронами. Никогда после этого сильное взаимодействие (ядерная
сила) не проявлялась во Вселенной в такой мере, как в адронную эру,
длившуюся всего лишь одну десятитысячную долю секунды.
б) Лептонная эра. Когда энергия частиц и фотонов понизилась в пределах от
100 Мэв до 1 Мэв в веществе было много лептонов. Температура была
достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновение электронов,
позитронов и нейтрино. Барионы (протоны и нейтроны), пережившие адронную
эру, стали по сравнению с лептонами и фотонами встречаться гораздо реже.
Лептонная эра начинается с распада последних адронов - пионов - в мюоны
и мюонное нейтрино, а кончается через несколько секунд при температуре 1010
K, когда энергия фотонов уменьшилась до 1 Мэв и материализация электронов
и позитронов прекратилась. Во время этого этапа начинается независимое
существование электронного и мюонного нейтрино, которые мы называем
“реликтовыми”. Всё пространство Вселенной наполнилось огромным количеством
реликтовых электронных и мюонных нейтрино. Возникает нейтринное море.
в) Фотонная эра или эра излучения. На смену лептонной эры пришла эра
излучения, как только температура Вселенной понизилась до 1010 K , а
энергия гамма фотонов достигла 1 Мэв, произошла только аннигиляция
электронов и позитронов. Новые электронно-позитронные пары не могли
возникать вследствие материализации, потому, что фотоны не обладали
достаточной энергией. Но аннигиляция электронов и позитронов продолжалась
дальше, пока давление излучения полностью не отделило вещество от
антивещества. Со времени адронной и лептонной эры Вселенная была заполнена
фотонами. К концу лептонной эры фотонов было в два миллиарда раз больше,
чем протонов и электронов. Важнейшей составной Вселенной после лептонной
эры становятся фотоны, причем не только по количеству, но и по энергии.
Для того чтобы можно было сравнивать роль частиц и фотонов во Вселенной,
была введена величина плотности энергии. Это количество энергии в 1
куб.см, точнее, среднее количество (исходя из предпосылки, что вещество во
Вселенной распределено равномерно). Если сложить вместе энергию hn всех
фотонов, присутствующих в 1 куб.см, то мы получим плотность энергии
| |  скачать работу |
Другие рефераты
| 
